Okular w teleskopie Keplera to soczewka skupiająca. teleskop Keplera
Ciekawość i chęć dokonania nowych odkryć wielkiego naukowca G. Galileo dała światu wspaniały wynalazek, bez którego nie można sobie wyobrazić współczesnej astronomii - to teleskop. Kontynuując badania holenderskich naukowców, włoski wynalazca w bardzo krótkim czasie osiągnął znaczny wzrost skali teleskopu – stało się to w zaledwie kilka tygodni.
Luneta Galileo jedynie z daleka przypominał współczesne próbki - był to prosty ołowiany sztyft, na końcach którego profesor umieszczał soczewki dwuwypukłe i dwuwklęsłe.
Ważną cechą i główną różnicą między dziełem Galileo a dotychczasowymi lunetami była dobra jakość obrazu uzyskana dzięki wysokiej jakości szlifowaniu soczewek optycznych – profesor osobiście zajmował się wszystkimi procesami, nikomu nie ufał delikatnej pracy. Pracowitość i determinacja naukowca zaowocowały, chociaż trzeba było włożyć dużo żmudnej pracy, aby osiągnąć przyzwoity wynik - na 300 soczewek tylko kilka opcji miało niezbędne właściwości i jakość.
Próbki, które przetrwały do dziś, są podziwiane przez wielu ekspertów - nawet jak na współczesne standardy jakość optyki jest doskonała, a to biorąc pod uwagę fakt, że soczewki istnieją od kilku stuleci.
Pomimo uprzedzeń, jakie panowały w średniowieczu i tendencji do uważania postępowych idei za „machinacje diabła”, luneta zyskała zasłużoną popularność w całej Europie.
Ulepszony wynalazek umożliwił uzyskanie trzydziestopięciokrotnego wzrostu, nie do pomyślenia przez cały okres istnienia Galileo. Za pomocą swojego teleskopu Galileusz dokonał wielu odkryć astronomicznych, które pozwoliły otworzyć drogę współczesnej nauce i wzbudzić entuzjazm i pragnienie badań w wielu dociekliwych i dociekliwych umysłach.
System optyczny wynaleziony przez Galileo miał szereg wad – w szczególności podlegał aberracji chromatycznej, ale kolejne ulepszenia dokonywane przez naukowców pozwoliły zminimalizować ten efekt. Warto dodać, że podczas budowy słynnego Obserwatorium Paryskiego wykorzystano teleskopy wyposażone w system optyczny Galileo.
Luneta lub luneta Galileo ma mały kąt widzenia - można to uznać za jego główną wadę. Podobny układ optyczny jest obecnie używany w lornetkach teatralnych, które są w rzeczywistości dwoma połączonymi ze sobą lunetami.
Współczesne lornetki teatralne z centralnym wewnętrznym systemem ogniskowania oferują zwykle powiększenie 2,5-4x, które jest wystarczające do obserwacji nie tylko przedstawień teatralnych, ale także wydarzeń sportowych i koncertowych, nadających się do wycieczek krajoznawczych związanych ze zwiedzaniem szczegółowym.
Niewielkie rozmiary i elegancki wygląd nowoczesnych lornetek teatralnych czynią z nich nie tylko wygodny przyrząd optyczny, ale także oryginalne akcesorium.
Luneta jest przyrządem optycznym przeznaczonym do obserwacji okiem bardzo odległych obiektów. Podobnie jak mikroskop, składa się z obiektywu i okularu; oba są mniej lub bardziej złożonymi układami optycznymi, choć nie tak złożonymi jak w przypadku mikroskopu; jednak przedstawimy je schematycznie za pomocą cienkich soczewek. W teleskopach soczewka i okular są ustawione tak, że ognisko tylne soczewki prawie pokrywa się z ogniskiem przednim okularu (ryc. 253). Obiektyw wytwarza prawdziwie zredukowany odwrócony obraz nieskończenie odległego obiektu w jego tylnej płaszczyźnie ogniskowej; obraz ten jest oglądany przez okular, jak przez szkło powiększające. Jeśli ognisko przednie okularu pokrywa się z ogniskiem tylnym obiektywu, to podczas oglądania odległego obiektu z okularu wychodzą wiązki równoległych promieni, co jest wygodne do obserwacji normalnym okiem w stanie spokojnym (bez akomodacji) ( por. § 114). Ale jeśli wzrok obserwatora różni się nieco od normalnego, to okular przesuwa się, ustawiając go „zgodnie z oczami”. Poruszając okularem teleskop jest również „wycelowany” podczas oglądania obiektów znajdujących się w różnych niezbyt dużych odległościach od obserwatora.
Ryż. 253. Umiejscowienie soczewki i okularu w lunecie: back focus. Obiektyw pokrywa się z przednim ogniskiem okularu
Obiektyw teleskopu musi zawsze być systemem zbieżnym, podczas gdy okular może być systemem zbieżnym lub rozbieżnym. Luneta z okularem zbierającym (dodatnim) nazywana jest tubą Keplera (ryc. 254, a), tubus z okularem rozbieżnym (ujemnym) nazywa się tubą Galileusza (ryc. 254, b). Obiektyw 1 teleskopu daje prawdziwy odwrócony obraz odległego obiektu w jego płaszczyźnie ogniskowej. Rozbieżna wiązka promieni z punktu pada na okular 2; ponieważ promienie te pochodzą z punktu w płaszczyźnie ogniskowej okularu, z niego wychodzi wiązka równoległa do wtórnej osi optycznej okularu pod kątem do osi głównej. W oku promienie te zbiegają się na siatkówce i dają prawdziwy obraz źródła.
Ryż. 254. Przebieg promieni w teleskopie: a) tuba Keplera; b) Fajka Galileusza
Ryż. 255. Droga promieni w lornetce z polem pryzmatycznym (a) i jej wygląd (b). Zmiana kierunku strzałki wskazuje na „odwrócenie” obrazu po przejściu promieni przez część układu
(W przypadku tuby Galileusza (b) oko nie jest pokazane, aby nie zaśmiecać obrazu.) Kąt - kąt, jaki promienie padające na soczewkę tworzą z osią.
Tuba Galileusza, często stosowana w zwykłych lornetkach teatralnych, daje bezpośredni obraz obiektu, tuba Keplera - odwrócona. W efekcie, jeśli tuba Keplera ma służyć do obserwacji naziemnych, to wyposażona jest w system obracania (dodatkowy obiektyw lub system pryzmatów), dzięki czemu obraz staje się prosty. Przykładem takiego urządzenia jest lornetka pryzmatyczna (ryc. 255). Zaletą tuby Keplera jest to, że posiada rzeczywisty obraz pośredni, w płaszczyźnie którego można umieścić skalę pomiarową, kliszę fotograficzną do robienia zdjęć itp. W efekcie w astronomii i we wszystkich przypadkach związanych z pomiarami , używana jest rurka Keplera.
Kurs pracy
dyscyplina: Optyka stosowana
Na temat: Obliczanie rurki Keplera
Wstęp
Teleskopowe systemy optyczne
1 Aberracje systemów optycznych
2 Aberracja sferyczna
3 Aberracja chromatyczna
4 Aberracja komatyczna (śpiączka)
5 Astygmatyzm
6 Krzywizna pola obrazu
7 Zniekształcenie (zniekształcenie)
Obliczenia wymiarowe układu optycznego
Wniosek
Literatura
Aplikacje
Wstęp
Teleskopy to astronomiczne instrumenty optyczne przeznaczone do obserwacji ciał niebieskich. Teleskopy są używane z wykorzystaniem różnych odbiorników promieniowania do wizualnych, fotograficznych, spektralnych, fotoelektrycznych obserwacji ciał niebieskich.
Teleskopy optyczne mają soczewkę i okular i są tak zwanym teleskopowym układem optycznym: przekształcają równoległą wiązkę promieni wchodzących do soczewki w równoległą wiązkę wychodzącą z okularu. W takim systemie tylne ogniskowanie obiektywu pokrywa się z przednim ogniskiem okularu. Jego główne cechy optyczne to: powiększenie pozorne Г, kątowe pole widzenia 2W, średnica źrenicy wyjściowej D, rozdzielczość i moc penetracji.
Pozorne powiększenie układu optycznego jest stosunkiem kąta, pod jakim obraz nadawany przez układ optyczny urządzenia jest obserwowany, do rozmiaru kątowego obiektu oglądanego bezpośrednio przez oko. Pozorne powiększenie systemu teleskopowego:
G \u003d f „około / f” ok \u003d D / D”,
gdzie f "ob i f" ok to ogniskowe obiektywu i okularu,
D - średnica wlotu,
D" - źrenica wyjściowa. Tak więc zwiększając ogniskową obiektywu lub zmniejszając ogniskową okularu można uzyskać duże powiększenia. Jednak im większe powiększenie lunety, tym mniejsze jego pole widzenia i pole widzenia. większe zniekształcenie obrazów obiektów ze względu na niedoskonałość optyki układu.
Źrenica wyjściowa to najmniejszy fragment wiązki światła wychodzącej z teleskopu. Podczas obserwacji źrenica oka jest wyrównana ze źrenicą wyjściową układu; dlatego nie powinna być większa niż źrenica oka obserwatora. W przeciwnym razie część światła zebranego przez soczewkę nie dostanie się do oka i zostanie utracona. Zazwyczaj średnica źrenicy wejściowej (oprawki soczewki) jest znacznie większa niż źrenicy oka, a punktowe źródła światła, w szczególności gwiazdy, wydają się znacznie jaśniejsze, gdy są oglądane przez teleskop. Ich pozorna jasność jest proporcjonalna do kwadratu średnicy źrenicy wejściowej teleskopu. Słabe gwiazdy niewidoczne gołym okiem można wyraźnie zobaczyć w teleskopie z dużą źrenicą wejściową. Liczba gwiazd widocznych przez teleskop jest znacznie większa niż ta, którą obserwujemy bezpośrednio przez oko.
teleskop aberracja optyczna astronomiczna
1. Teleskopowe systemy optyczne
1 Aberracje układów optycznych
Aberracje układów optycznych (łac. - dewiacja) - zniekształcenia, błędy obrazu spowodowane niedoskonałością układu optycznego. Aberracjom, w różnym stopniu, podlegają wszelkie obiektywy, nawet te najdroższe. Uważa się, że im większy zakres ogniskowych obiektywu, tym wyższy poziom jego aberracji.
Poniżej przedstawiono najczęstsze rodzaje aberracji.
2 Aberracja sferyczna
Większość soczewek jest zbudowana przy użyciu soczewek o powierzchniach sferycznych. Takie soczewki są łatwe w produkcji, ale kulisty kształt soczewek nie jest idealny do uzyskania ostrego obrazu. Efekt aberracji sferycznej objawia się złagodzeniem kontrastu i rozmyciem detali, tzw. „mydłem”.
Jak to się stało? Równoległe promienie świetlne przechodzące przez soczewkę sferyczną są załamywane, promienie przechodzące przez krawędź soczewki łączą się w ognisku bliżej soczewki niż promienie świetlne przechodzące przez środek soczewki. Innymi słowy, brzegi obiektywu mają krótszą ogniskową niż środek. Poniższy obraz wyraźnie pokazuje, w jaki sposób wiązka światła przechodzi przez soczewkę sferyczną i z jakiego powodu pojawiają się aberracje sferyczne.
Promienie światła przechodzące przez soczewkę w pobliżu osi optycznej (bliżej środka) skupiają się w obszarze B, dalej od soczewki. Promienie świetlne przechodzące przez strefy brzegowe soczewki skupiają się w obszarze A, bliżej soczewki.
3 Aberracja chromatyczna
Aberracja chromatyczna (CA) to zjawisko spowodowane dyspersją światła przechodzącego przez soczewkę, tj. rozbijając wiązkę światła na jej składniki. Promienie o różnych długościach fal (różnych kolorach) są załamywane pod różnymi kątami, więc z białej wiązki tworzy się tęcza.
Aberracje chromatyczne prowadzą do zmniejszenia wyrazistości obrazu i pojawienia się kolorowych „frędzli”, zwłaszcza na kontrastowych obiektach.
Do zwalczania aberracji chromatycznych stosuje się specjalne soczewki apochromatyczne wykonane ze szkła niskodyspersyjnego, które nie rozkładają promieni świetlnych na fale.
1.4 Aberracja komatyczna (śpiączka)
Koma, czyli aberracja koma, to zjawisko widoczne na obrzeżach obrazu, które jest tworzone przez soczewkę skorygowaną o aberrację sferyczną i powoduje, że promienie świetlne wpadające do krawędzi soczewki pod pewnym kątem zbiegają się w kometę, a nie w pożądany punkt. Stąd jego nazwa.
Kształt komety jest zorientowany promieniście, a jej warkocz skierowany jest w kierunku środka obrazu lub od niego. Powstałe rozmycie na krawędziach obrazu nazywa się rozbłyskiem komy. Koma, która może wystąpić nawet w obiektywach, które dokładnie odwzorowują punkt jako punkt na osi optycznej, jest spowodowana różnicą załamania promieni świetlnych z punktu znajdującego się poza osią optyczną i przechodzących przez krawędzie soczewki, a główny promień światła z tego samego punktu przechodzący przez środek soczewki.
Koma zwiększa się wraz ze wzrostem kąta wiązki głównej i prowadzi do zmniejszenia kontrastu na krawędziach obrazu. Pewną poprawę można osiągnąć poprzez zatrzymanie obiektywu. Koma może również powodować rozmycie rozmytych obszarów obrazu, tworząc nieprzyjemny efekt.
Eliminacja zarówno aberracji sferycznej, jak i komy dla obiektu znajdującego się w określonej odległości strzału nazywamy aplanatyzmem, a tak skorygowaną soczewkę nazywamy aplanatyzmem.
5 Astygmatyzm
W przypadku obiektywu z korekcją aberracji sferycznej i komatycznej punkt obiektu na osi optycznej będzie dokładnie odtworzony jako punkt na obrazie, ale punkt obiektu poza osią optyczną nie będzie wyświetlany jako punkt na obrazie, ale raczej jako cień lub linia. Ten rodzaj aberracji nazywa się astygmatyzmem.
Możesz zaobserwować to zjawisko na krawędziach obrazu, jeśli nieznacznie przesuniesz ostrość obiektywu do pozycji, w której punkt obiektu jest ostro przedstawiony jako linia zorientowana w kierunku promieniowym od środka obrazu, a następnie ponownie przesuniesz ustaw ostrość na inną pozycję, w której punkt obiektu jest ostro przedstawiony jako linia zorientowana w kierunku koncentrycznego okręgu. (Odległość między tymi dwoma pozycjami ostrości nazywana jest różnicą astygmatyczną.)
Innymi słowy, promienie świetlne w płaszczyźnie południkowej i promienie świetlne w płaszczyźnie strzałkowej znajdują się w różnych pozycjach, więc te dwie grupy promieni nie łączą się w tym samym punkcie. Kiedy soczewka jest ustawiona w optymalnej pozycji ogniskowej dla płaszczyzny południkowej, promienie światła w płaszczyźnie strzałkowej są wyrównane w kierunku koncentrycznego okręgu (ta pozycja nazywana jest ogniskiem południkowym).
Podobnie, gdy soczewka jest ustawiona w optymalnej pozycji ogniskowej dla płaszczyzny strzałkowej, promienie światła w płaszczyźnie południkowej tworzą linię zorientowaną w kierunku promieniowym (ta pozycja nazywana jest ogniskiem strzałkowym).
Przy tego rodzaju zniekształceniu obiekty na obrazie wyglądają na zakrzywione, miejscami rozmyte, linie proste wyglądają na zakrzywione i możliwe jest przyciemnienie. Jeśli soczewka cierpi na astygmatyzm, dopuszcza się części zamienne, ponieważ tego zjawiska nie można wyleczyć.
6 Krzywizna pola obrazu
Przy tego rodzaju aberracji płaszczyzna obrazu staje się zakrzywiona, więc jeśli środek obrazu jest ostry, to krawędzie obrazu są nieostre i odwrotnie, jeśli krawędzie są ostre, to środek jest poza. skupienia.
1.7 Zniekształcenie (zniekształcenie)
Ten rodzaj aberracji objawia się zniekształceniem linii prostych. Jeśli linie proste są wklęsłe, zniekształcenie nazywa się poduszką, jeśli wypukłe - beczkowatą. Obiektywy zmiennoogniskowe zwykle generują dystorsję beczkowatą przy szerokim kącie (minimalne powiększenie) i dystorsję poduszkową przy teleobiekcie (maksymalne powiększenie).
2. Obliczenia wymiarowe układu optycznego
Wstępne dane:
Aby określić ogniskowe soczewki i okularu, rozwiązujemy następujący układ:
f'ob + f'ok = L;
f' ob / f' ok =|Г|;
f'ob + f'ok = 255;
f'ob / f'ok =12.
f'ob + f'ob /12=255;
f' ob = 235,3846 mm;
f' ok \u003d 19,6154 mm;
Średnicę źrenicy wejściowej oblicza się według wzoru D \u003d D'G
D w \u003d 2,5 * 12 \u003d 30 mm;
Liniowe pole widzenia okularu określa wzór:
; y' = 235,3846*1,5o; y'=6,163781 mm;
Kątowe pole widzenia okularu określa wzór:
Obliczanie systemu pryzmatów
D 1 - czoło pierwszego pryzmatu;
D 1 \u003d (D w + 2y ') / 2;
D 1 \u003d 21,163781 mm;
Długość promienia pierwszego pryzmatu =*2=21.163781*2=42,327562;
D 2 - powierzchnia wejściowa drugiego graniastosłupa (wyprowadzenie wzoru w Dodatku 3);
D 2 \u003d D w * ((D w -2y ’) / L) * (f ’ ob / 2+);
D 2 \u003d 18,91 mm;
Długość promieni drugiego pryzmatu =*2=18,91*2=37,82;
Przy obliczaniu układu optycznego odległość między pryzmatami dobiera się w zakresie 0,5-2 mm;
Aby obliczyć system pryzmatyczny, konieczne jest wyniesienie go w powietrze.
Zmniejszmy długość drogi promieni pryzmatów do powietrza:
l 01 - długość pierwszego pryzmatu zredukowana do powietrza
n=1,5688 (współczynnik załamania szkła BK10)
l 01 \u003d l 1 / n \u003d 26,981 mm
l 02 \u003d l 2 / n \u003d 24,108 mm
Określenie wielkości ruchu okularu w celu zapewnienia ogniskowania w zakresie ± 5 dioptrii
najpierw musisz obliczyć cenę jednej dioptrii f ’ ok 2 / 1000 \u003d 0,384764 (cena jednej dioptrii.)
Przesuwanie okularu w celu uzyskania pożądanej ostrości: 
mm
Sprawdzenie konieczności nałożenia powłoki odblaskowej na powierzchnie odblaskowe:
(dopuszczalny kąt odchylenia odchylenia od wiązki osiowej, gdy warunek całkowitego wewnętrznego odbicia nie jest jeszcze naruszony)
(ograniczenie kąta padania promieni na powierzchnię wejściową pryzmatu, przy którym nie ma potrzeby nakładania powłoki odbijającej) . Dlatego: powłoka odblaskowa nie jest potrzebna.
Obliczenie okularu:
Ponieważ 2ω’ = 34,9, wymagany typ okularu jest symetryczny.
f’ ok =19,6154 mm (ogniskowa obliczona);
K p \u003d S ’ F / f ’ ok \u003d 0,75 (współczynnik konwersji)
S ’ F \u003d K p * f ’ ok
S ’ F =0,75* f’ ok (wartość tylnej ogniskowej)
Usunięcie źrenicy wyjściowej jest określone wzorem: S’ p = S’ F + z’ p
z’ p znajduje się według wzoru Newtona: z’ p = -f’ ok 2 / z p gdzie z p jest odległością od przedniego ogniska okularu do przesłony aperturowej. W lunetach z systemem obwiedni pryzmatu przysłoną aperturową jest zwykle tubus obiektywu. Jako pierwsze przybliżenie możemy przyjąć z p równe ogniskowej obiektywu ze znakiem minus, a zatem:
z p = -235,3846 mm
Usunięcie źrenicy wyjściowej jest równe:
S’ p = 14,71155+1,634618=16,346168 mm Obliczanie aberracji elementów układu optycznego. Obliczenie aberracji obejmuje obliczenie aberracji okularu i pryzmatu dla trzech długości fal. Obliczanie aberracji okularu: Obliczenie aberracji okularu odbywa się w odwrotnym przebiegu promieni za pomocą pakietu oprogramowania ROSA. „Tak” ok \u003d 0,0243 Obliczanie aberracji układu pryzmatów: Aberracje pryzmatów odbijających są obliczane na podstawie wzorów na aberracje trzeciego rzędu równoważnej płyty płasko-równoległej. Dla szkła BK10 (n=1,5688). Aberracja sferyczna podłużna: δS ' pr \u003d (0,5 * d * (n 2 -1) * sin 2 b) / n 3 b’=arctg(D/2*f’ ob)=3,64627 o d=2D 1 +2D 2 =80,15 mm dS’ pr \u003d 0,061337586 Chromatyzacja pozycji: (S' f - S' c) pr \u003d 0,33054442 śpiączka południkowa: δy "= 3d (n 2 -1) * sin 2 b '* tgω 1 / 2n 3 δy" = -0.001606181 Obliczanie aberracji obiektywu: Aberracja sferyczna podłużna δS’ sf: δS’ sf \u003d - (δS ’ pr + δS ’ ok) \u003d -0,013231586 Chromatyzacja pozycji: (S’ f - S’ c) rev \u003d δS’ xp = - ((S’ f - S’ c) pr + (S’ f - S’ c) ok) \u003d -0,42673442 śpiączka południkowa: δy’ do = δy’ ok - δy’ pr δy’ do =0.00115+0.001606181=0.002756181 Definicja elementów konstrukcyjnych soczewki. Aberracje cienkiego układu optycznego określają trzy główne parametry P, W, C. Przybliżona formuła prof. GG Slyusareva łączy główne parametry P i W: P = P 0 +0,85 (W-W 0) Obliczenie soczewki dwusoczewkowej klejonej sprowadza się do znalezienia określonej kombinacji okularów o podanych wartościach P 0 i C. Obliczanie soczewki dwusoczewkowej metodą prof. G.G. Slyusarewa: ) Na podstawie wartości aberracji obiektywu δS’ xp, δS’ sf, δy’ k. uzyskanych z warunków kompensacji aberracji układu pryzmatycznego i okularu wyznacza się sumy aberracji: S I xp = δS’ xp = -0,42673442 S I \u003d 2 * δS 'sf / (tgb ') 2 SI =6,516521291 S II \u003d 2 * δy do '/(tgb') 2 *tgω SII =172,7915624 ) Na podstawie sum znajdują się parametry systemu: S ja xp / f 'ob S II / f'ob ) P 0 oblicza się: P 0 = P-0,85 (W-W 0) ) Zgodnie z wykresem-nomogramem linia przecina 20. komórkę. Sprawdźmy kombinacje okularów K8F1 i KF4TF12: ) Z tabeli są wartości P 0 ,φ k i Q 0 odpowiadające podanej wartości dla K8F1 (nieodpowiednie) φk = 2,1845528 dla KF4TF12 (odpowiedni) ) Po znalezieniu P 0 ,φ k oraz Q 0, Q obliczamy ze wzoru: ) Po znalezieniu Q określa się wartości a 2 i 3 pierwszego promienia zerowego (a 1 \u003d 0, ponieważ obiekt znajduje się w nieskończoności, a 4 \u003d 1 - z warunku normalizacji): ) Wartości a i określają promienie krzywizny cienkich soczewek: Cienkie soczewki promieniowe: ) Po obliczeniu promieni cienkiej soczewki grubości soczewki są wybierane z następujących rozważań projektowych. Grubość wzdłuż osi soczewki dodatniej d1 jest sumą wartości bezwzględnych strzałek L1, L2 i grubości wzdłuż krawędzi, która musi wynosić co najmniej 0,05D. h=D w /2 L \u003d h 2 / (2 * r 0) L 1 \u003d 0,58818 2 \u003d -1,326112 d 1 \u003d L 1 -L 2 + 0,05D ) Zgodnie z uzyskanymi grubościami oblicz wysokości: h 1 \u003d f około \u003d 235,3846 h 2 \u003d h 1 -a 2 * d 1 h 2 \u003d 233,9506 h 3 \u003d h 2 -a 3 * d 2 ) Promienie krzywizny soczewki o skończonej grubości: r 1 \u003d r 011 \u003d 191,268 r 2 \u003d r 02 * (h 1 / h 2) r 2 \u003d -84,317178 r 3 \u003d r 03 * (h 3 / h 1) Kontrola wyników odbywa się poprzez obliczenia na komputerze za pomocą programu „ROSA”: porównanie aberracji obiektywu
Otrzymane i obliczone aberracje mają zbliżone wartości. wyrównanie aberracji teleskopu
Układ polega na określeniu odległości do układu pryzmatycznego od obiektywu i okularu. Odległość między obiektywem a okularem określa się jako (S’F’ob + S’F’ok + Δ). Ta odległość jest sumą odległości między soczewką a pierwszym pryzmatem, równą połowie ogniskowej soczewki, droga wiązki w pierwszym pryzmacie, odległość między pryzmatami, droga wiązki w drugim pryzmacie, odległość od ostatniej powierzchni drugiego pryzmatu do płaszczyzny ogniskowej oraz odległość od tej płaszczyzny do okularu. 692+81.15+41.381+14.777=255
Wniosek W przypadku soczewek astronomicznych rozdzielczość jest określana przez najmniejszą odległość kątową między dwiema gwiazdami, które można zobaczyć osobno w teleskopie. Teoretycznie zdolność rozdzielczą lunety wzrokowej (w sekundach kątowych) dla promieni żółto-zielonych, na które oko jest najbardziej wrażliwe, można oszacować za pomocą wyrażenia 120/D, gdzie D jest średnicą źrenicy wejściowej lunety, wyrażona w milimetrach. Przenikliwa moc teleskopu to graniczna wielkość gwiazdowa gwiazdy, którą można obserwować za pomocą tego teleskopu w dobrych warunkach atmosferycznych. Słaba jakość obrazu, spowodowana jitterem, pochłanianiem i rozpraszaniem promieni przez atmosferę ziemską, zmniejsza maksymalną jasność faktycznie obserwowanych gwiazd, zmniejszając koncentrację energii świetlnej na siatkówce, kliszy fotograficznej lub innym odbiorniku promieniowania w teleskopie. Ilość światła zbieranego przez źrenicę wejściową teleskopu rośnie proporcjonalnie do jej powierzchni; w tym samym czasie wzrasta również przenikliwa moc teleskopu. Dla teleskopu o średnicy obiektywu D milimetrów moc penetracji, wyrażoną w wielkościach gwiazdowych dla obserwacji wizualnych, określa wzór: mvis=2,0+5 lgD. W zależności od układu optycznego teleskopy dzielą się na teleskopy soczewkowe (refraktory), zwierciadlane (reflektory) i teleskopy lustrzano-soczewkowe. Jeśli system soczewek teleskopowych ma obiektyw dodatni (zbierający) i okular ujemny (dyfuzyjny), nazywa się to systemem Galileusza. System soczewek teleskopowych Keplera ma dodatni obiektyw i dodatni okular. System Galileo daje bezpośredni obraz wirtualny, ma małe pole widzenia i małą jasność (duża średnica źrenicy wyjściowej). Prostota konstrukcji, niewielka długość systemu oraz możliwość uzyskania bezpośredniego obrazu to jego główne zalety. Ale pole widzenia tego systemu jest stosunkowo małe, a brak rzeczywistego obrazu obiektu między soczewką a okularem nie pozwala na zastosowanie siatki celowniczej. Dlatego system Galileusza nie może być używany do pomiarów w płaszczyźnie ogniskowej. Obecnie stosowany jest głównie w lornetkach teatralnych, gdzie nie jest wymagane duże powiększenie i pole widzenia. System Keplera daje rzeczywisty i odwrócony obraz obiektu. Jednak podczas obserwacji ciał niebieskich ta ostatnia okoliczność nie jest tak ważna, dlatego układ Keplera jest najczęstszy w teleskopach. Długość tubusu teleskopu w tym przypadku jest równa sumie ogniskowych obiektywu i okularu: L \u003d f „ob + f” ok. System Kepler może być wyposażony w siatkę celowniczą w postaci płytki płasko-równoległej ze skalą i krzyżem nitkowym. System ten jest szeroko stosowany w połączeniu z systemem pryzmatycznym, który umożliwia bezpośrednie obrazowanie soczewek. Systemy Keplerowskie są używane głównie w teleskopach wizualnych. Oprócz oka, które jest odbiornikiem promieniowania w teleskopach wizualnych, obrazy ciał niebieskich można rejestrować na emulsji fotograficznej (takie teleskopy nazywane są astrografami); fotopowielacz i przetwornik elektronowo-optyczny umożliwiają wielokrotne wzmacnianie słabego sygnału świetlnego od gwiazd odległych na duże odległości; obrazy mogą być wyświetlane na tubusie teleskopu telewizyjnego. Obraz obiektu można również przesłać do astrospektrografu lub astrofotometru. Aby skierować tubus teleskopu na żądany obiekt niebieski, stosuje się montaż teleskopu (statyw). Zapewnia możliwość obracania rury wokół dwóch wzajemnie prostopadłych osi. Podstawa montażu ma oś, wokół której obraca się druga oś wraz z obracającym się wokół niej tubusem teleskopu. W zależności od orientacji osi w przestrzeni mocowania są podzielone na kilka typów. W montażu azymutalnym (poziomym) jedna oś jest pionowa (oś azymutu), a druga (oś odległości zenitalnej) jest pozioma. Główną wadą montażu azymutalnego jest konieczność obracania teleskopu wokół dwóch osi w celu śledzenia poruszającego się obiektu niebieskiego z powodu pozornego dziennego obrotu sfery niebieskiej. Montaże azymutalne są dostarczane z wieloma przyrządami astrometrycznymi: przyrządami uniwersalnymi, tranzytowymi i okręgami południkowymi. Prawie wszystkie współczesne duże teleskopy mają montaż paralaktyczny (lub paralaktyczny), w którym główna oś - biegunowa lub godzinowa - skierowana jest na biegun niebieski, a druga - oś deklinacji - jest do niego prostopadła i leży w płaszczyźnie równik. Zaletą montażu paralaksy jest to, że aby śledzić dzienny ruch gwiazdy, wystarczy obrócić teleskop wokół tylko jednej osi biegunowej. Literatura 1. Technologia cyfrowa. / Wyd. W.W. Evreinova. - M.: Radio i łączność, 2010 r. - 464 s. Kagan B.M. Optyka. - M.: Enerngoatomizdat, 2009r. - 592 s. Skvortsov G.I. Inżynieria komputerowa. - MTUCI M. 2007 - 40 s. Aneks 1 Ogniskowa 19,615 mm Apertura względna 1:8 Kąt widzenia Przesuń okular o 1 dioptrię. 0,4 mm Elementy konstrukcyjne
19.615; =14.755;
Belka osiowa
∆ C ∆ F S´ F -S´ C Główna wiązka
Przekrój południkowy belki skośnej
ω 1 \u003d -1 0 30 ' ω 1 = -1 0 10’30”
Wymienne obiektywy do aparatów z obiektywami Vario Sonnar 
Zamiast wstępu proponuję przyjrzeć się efektom polowania na lodowe motyle za pomocą powyższego fotoguna. Pistolet to kamera Casio QV4000 z nasadką optyczną typu tubus Keplera, składająca się z obiektywu Helios-44 jako okularu oraz obiektywu Pentacon 2.8/135. 
Powszechnie uważa się, że urządzenia ze stałą soczewką mają znacznie mniejsze możliwości niż urządzenia z wymiennymi soczewkami. Generalnie jest to z pewnością prawda, jednak klasyczne systemy z wymienną optyką są dalekie od ideału, jak mogłoby się wydawać na pierwszy rzut oka. I przy odrobinie szczęścia zdarza się, że częściowa wymiana optyki (przystawek optycznych) jest nie mniej skuteczna niż wymiana całej optyki. Nawiasem mówiąc, takie podejście jest bardzo popularne w przypadku kamer filmowych. Mniej lub bardziej bezbolesna zmiana optyki z dowolną ogniskową jest możliwa tylko w przypadku dalmierzy z migawką ogniskowej kurtyny, ale w tym przypadku mamy tylko bardzo przybliżone wyobrażenie o tym, co faktycznie widzi urządzenie. Problem ten jest rozwiązany w urządzeniach lustrzanych, które pozwalają zobaczyć na matowym szkle obraz tworzony dokładnie przez obiektyw, który jest aktualnie włożony do aparatu. Tutaj okazuje się, wydawałoby się, sytuacja idealna, ale tylko dla teleobiektywów. Gdy tylko zaczniemy używać obiektywów szerokokątnych z lustrzankami, od razu okazuje się, że każdy z tych obiektywów ma dodatkowe obiektywy, których rolą jest zapewnienie możliwości umieszczenia lustra między obiektywem a filmem. W zasadzie dałoby się zrobić aparat, w którym element odpowiedzialny za możliwość umieszczenia lusterka byłby niewymienny, a zmieniłyby się tylko przednie elementy obiektywu. Podobne ideologicznie podejście stosuje się w wizjerach lustrzanek kamer filmowych. Ponieważ droga promieni jest równoległa między przystawką teleskopową a głównym obiektywem, można umieścić między nimi pod kątem 45 stopni pryzmat dzielący wiązkę lub półprzezroczystą płytkę. Jeden z dwóch głównych typów obiektywów zmiennoogniskowych, obiektyw zmiennoogniskowy, łączy również obiektyw o stałej ogniskowej i system afokalny. Zmiana ogniskowej w obiektywach zmiennoogniskowych odbywa się poprzez zmianę powiększenia dyszy afokalnej, osiąganą poprzez przesuwanie jej elementów.
Niestety wszechstronność rzadko prowadzi do dobrych wyników. Mniej lub bardziej skuteczną korekcję aberracji uzyskuje się jedynie poprzez dobór wszystkich elementów optycznych układu. Polecam wszystkim zapoznać się z tłumaczeniem artykułu „” Erwina Putsa. Napisałem to wszystko tylko po to, by podkreślić, że w zasadzie obiektywy lustrzanki wcale nie są lepsze od wbudowanych obiektywów z nakładkami optycznymi. Problem w tym, że projektant nasadek optycznych może polegać tylko na własnych elementach i nie może ingerować w konstrukcję obiektywu. Dlatego udana eksploatacja obiektywu z nasadką jest znacznie mniej powszechna niż dobrze działającego obiektywu zaprojektowanego w całości przez jednego projektanta, nawet jeśli ma wydłużoną odległość roboczą od tyłu. Połączenie gotowych elementów optycznych, które sumują się do akceptowalnych aberracji, jest rzadkie, ale się zdarza. Zazwyczaj nasadki afokalne to luneta Galileusza. Można je jednak również zbudować według schematu optycznego tuby Keplera.
Układ optyczny tuby Keplera.
W tym przypadku będziemy mieli obraz odwrócony, no tak, fotografom nie jest to obce. Niektóre urządzenia cyfrowe mają możliwość odwracania obrazu na ekranie. Chciałbym mieć taką możliwość dla wszystkich aparatów cyfrowych, ponieważ w aparatach cyfrowych marnotrawstwem wydaje się być ogrodzenie układu optycznego przed obracaniem obrazu. Jednak najprostszy system lusterka przymocowanego pod kątem 45 stopni do ekranu można zbudować w kilka minut.
Udało mi się więc znaleźć kombinację standardowych elementów optycznych, które mogą być używane w połączeniu z najpopularniejszym obecnie obiektywem do aparatów cyfrowych o ogniskowej 7-21 mm. Sony nazywa ten obiektyw Vario Sonnar, obiektywy o podobnej konstrukcji są montowane w aparatach Canon (G1, G2), Casio (QV3000, QV3500, QV4000), Epson PC 3000Z, Toshiba PDR-M70, Sony (S70, S75, S85). Tuba Keplera, którą otrzymałem, pokazuje dobre wyniki i pozwala na użycie różnych wymiennych obiektywów w swoim projekcie. Układ jest przystosowany do pracy, gdy standardowy obiektyw ustawiony jest na maksymalną ogniskową 21 mm, a do niego jako okular teleskopu dołączony jest obiektyw Jupiter-3 lub Helios-44, a następnie mieszek przedłużający i dowolny obiektyw z zainstalowano ogniskową większą niż 50 mm.
Schematy optyczne soczewek stosowanych jako okulary systemu teleskopowego.
Szczęście polegało na tym, że jeśli umieścimy soczewkę Jupiter-3 źrenicą wejściową do soczewki aparatu, a źrenicą wyjściową do miecha, to aberracje na krawędziach kadru okazują się bardzo umiarkowane. Jeśli jako soczewkę zastosujemy obiektyw Pentacon 135, a jako okular Jupiter 3, to na oko, bez względu na to, jak obrócimy okular, obraz właściwie się nie zmienia, mamy tubus o powiększeniu 2,5x. Jeśli zamiast oka użyjemy soczewki aparatu, to obraz zmienia się diametralnie, a preferowane jest użycie soczewki Jupiter-3, obracanej przez źrenicę wejściową do obiektywu aparatu. 
Casio QV3000 + Jupiter-3 + Pentacon 135
Jeśli użyjesz Jupiter-3 jako okular, a Helios-44 jako soczewkę lub skomponujesz układ dwóch soczewek Helios-44, to ogniskowa powstałego układu w rzeczywistości nie zmienia się, jednak stosując rozciąganie futra, możemy może strzelać z niemal każdej odległości.
Na zdjęciu zdjęcie znaczka pocztowego wykonane przez system złożony z aparatu Casio QV4000 i dwóch obiektywów Helios-44. Przysłona obiektywu aparatu 1:8. Rozmiar obrazu w ramce to 31 mm. Pokazane są fragmenty odpowiadające środkowi i narożnikowi kadru. Na samym brzegu jakość obrazu gwałtownie się pogarsza w rozdzielczości i spada iluminacja. Korzystając z takiego schematu, sensowne jest użycie części obrazu, która zajmuje około 3/4 obszaru ramki. Z 4 megapikseli robimy 3, a z 3 megapikseli 2,3 - i wszystko jest bardzo fajne 
Jeśli użyjemy obiektywów długoogniskowych, to powiększenie układu będzie równe stosunkowi ogniskowych okularu do obiektywu, a biorąc pod uwagę, że ogniskowa Jupiter-3 wynosi 50 mm, możemy łatwo stworzyć dysza z 3-krotnym wzrostem ogniskowej. Niedogodnością takiego systemu jest winietowanie rogów ramy. Ponieważ margines pola jest dość mały, każda apertura obiektywu tubusowego powoduje, że widzimy obraz wpisany w okrąg znajdujący się na środku kadru. Co więcej, w centrum kadru jest dobrze, ale może się okazać, że też nie jest na środku, co oznacza, że układ nie ma wystarczającej sztywności mechanicznej, a pod własnym ciężarem soczewka przesunęła się z optyki. oś. Winietowanie kadru staje się mniej zauważalne w przypadku korzystania z obiektywów do aparatów średnioformatowych i powiększalników. Najlepsze wyniki w tym parametrze wykazał system obiektywów Ortagoz f=135 mm z aparatu. 
Okular - Jupiter-3, obiektyw - Ortagoz f=135 mm,
Jednak w tym przypadku wymagania dotyczące wyrównania systemu są bardzo, bardzo surowe. Najmniejsze przesunięcie systemu spowoduje winietowanie jednego z rogów. Aby sprawdzić, jak dobrze wyrównany jest twój system, możesz zamknąć aperturę obiektywu Ortagoz i zobaczyć, jak wyśrodkowany jest wynikowy okrąg. Fotografowanie jest zawsze wykonywane przy całkowicie otwartej przysłonie obiektywu i okularu, a przysłona jest kontrolowana przez przysłonę wbudowanego obiektywu aparatu. W większości przypadków ogniskowanie odbywa się poprzez zmianę długości miechów. Jeśli soczewki zastosowane w systemie teleskopowym mają własne ruchy, to precyzyjne ustawianie ostrości uzyskuje się poprzez ich obracanie. I wreszcie, dodatkowe ogniskowanie można zrobić, przesuwając obiektyw aparatu. A w dobrym świetle działa nawet system autofokusa. Ogniskowa powstałego systemu jest zbyt duża dla fotografii portretowej, ale fragment zdjęcia twarzy jest całkiem odpowiedni do oceny jakości. 
Nie da się ocenić pracy obiektywu bez skupienia się na nieskończoności i choć pogoda wyraźnie nie sprzyjała takim zdjęciom, to też je przynoszę.
Można założyć obiektyw o krótszej ogniskowej niż okular i tak się dzieje. Jest to jednak bardziej ciekawostka niż sposób na praktyczne zastosowanie.
Kilka słów o konkretnej realizacji instalacji
Powyższe metody mocowania elementów optycznych do aparatu nie są przewodnikiem po działaniu, ale informacją do refleksji. Podczas pracy z kamerami Casio QV4000 i QV3500 proponuje się zastosowanie natywnego pierścienia adaptera LU-35A z gwintem 58 mm a następnie dołączenie do niego wszystkich pozostałych elementów optycznych. Podczas pracy z Casio QV 3000 korzystałem z gwintowanej konstrukcji mocowania 46 mm opisanej w artykule Casio QV-3000 Camera Refinement. W celu zamontowania obiektywu Helios-44 na jego ogon nałożono pustą ramkę na filtry światła z gwintem 49 mm i wciśnięto nakrętką z gwintem M42. Nakrętkę zdobyłem odcinając część pierścienia przedłużającego adaptera. Następnie użyłem pierścienia owijającego adapter Jolos od gwintów M49 do M59. Z kolei na obiektyw przykręcono pierścień owijający do makrofotografii M49 × 0,75-M42 × 1, następnie tuleję M42, również wykonaną z przetartego pierścienia przedłużającego, a następnie standardowe mieszki i soczewki z gwintem M42. Istnieje wiele pierścieni adaptacyjnych z gwintami M42. Użyłem pierścieni adaptacyjnych do mocowania B lub C lub pierścienia adaptacyjnego do gwintu M39. Aby zamontować obiektyw Jupiter-3 jako okular, w gwint na filtr wkręcono przejściówkę powiększającą pierścień z gwintu M40.5 na M49 mm, następnie zastosowano pierścień owijający Jolos od M49 do M58, a następnie ten układ został dołączony do urządzenia. Po drugiej stronie obiektywu nakręcono złączkę z gwintem M39, następnie pierścień pośredniczący z M39 na M42, a potem podobnie jak w układzie z obiektywem Helios-44.
Wyniki testów powstałych układów optycznych umieszczone w osobnym pliku. Zawiera fotografie testowanych układów optycznych oraz migawki świata, umieszczone w centrum w rogu kadru. Tutaj podaję tylko ostateczną tabelę maksymalnych wartości rozdzielczości w centrum i w rogu kadru dla testowanych konstrukcji. Rozdzielczość jest wyrażona w obrysie/piksel. Linie czarno-białe - 2 kreski.
Wniosek
Schemat nadaje się do pracy z dowolnej odległości, ale wyniki są szczególnie imponujące w przypadku makrofotografii, ponieważ obecność miechów w systemie ułatwia skupienie się na pobliskich obiektach. Chociaż w niektórych kombinacjach Jupiter-3 daje wyższą rozdzielczość, ale większą niż Helios-44, winietowanie czyni go mniej atrakcyjnym jako okular stały w systemie wymiennych soczewek.
Chciałbym życzyć firmom, które produkują wszelkiego rodzaju pierścienie i akcesoria do aparatów fotograficznych, wyprodukowanie złączki z gwintem M42 oraz pierścieni pośredniczących z gwintu M42 na gwint filtra, z gwintem wewnętrznym M42 i zewnętrznym do filtra.
Uważam, że jeśli jakaś fabryka optyczna wykona specjalistyczny okular systemu teleskopowego do użytku z aparatami cyfrowymi i dowolnymi obiektywami, to na taki produkt będzie zapotrzebowanie. Oczywiście taka konstrukcja optyczna musi być wyposażona w pierścień adaptacyjny do mocowania do aparatu oraz gwint lub mocowanie do istniejących obiektywów,
To w rzeczywistości wszystko. Pokazałem, co zrobiłem, a Ty sam oceniasz, czy ta jakość Ci odpowiada, czy nie. I dalej. Ponieważ była jedna udana kombinacja, prawdopodobnie są inne. Słuchaj, możesz mieć szczęście.
16.12.2009 21:55 | W.G. Surdin, N.L. Wasiljewa
W tych dniach świętujemy 400. rocznicę powstania teleskopu optycznego - najprostszego i najwydajniejszego instrumentu naukowego, który otworzył ludzkości drzwi do Wszechświata. Zaszczyt stworzenia pierwszych teleskopów słusznie należy do Galileo.
Jak wiecie, Galileo Galilei zaczął eksperymentować z soczewkami w połowie 1609 roku, po tym, jak dowiedział się, że w Holandii wynaleziono teleskop na potrzeby nawigacji. Został wykonany w 1608 r., prawdopodobnie niezależnie przez holenderskich optyków Hansa Lippersheya, Jacoba Metiusa i Zachariasa Jansena. W ciągu zaledwie sześciu miesięcy Galileo zdołał znacznie ulepszyć ten wynalazek, stworzyć potężny instrument astronomiczny oparty na jego zasadzie i dokonać wielu niesamowitych odkryć.
Sukcesu Galileo w ulepszeniu teleskopu nie można uznać za przypadkowy. Włoscy mistrzowie szkła już wtedy stali się sławni: już w XIII wieku. wynaleźli okulary. I właśnie we Włoszech optyka teoretyczna była najlepsza. Dzięki pracom Leonarda da Vinci przekształcił się z fragmentu geometrii w praktyczną naukę. „Zrób okulary dla swoich oczu, aby zobaczyć duży księżyc”, napisał pod koniec XV wieku. Być może, chociaż nie ma na to bezpośrednich dowodów, Leonardo zdołał wdrożyć system teleskopowy.
Pierwotne badania nad optyką prowadzono w połowie XVI wieku. Włoch Francesco Mavrolik (1494-1575). Jego rodak Giovanni Battista de la Porta (1535-1615) poświęcił optyce dwa wspaniałe dzieła: „Magia naturalna” i „O załamaniu”. W tym ostatnim podaje nawet schemat optyczny teleskopu i twierdzi, że był w stanie widzieć małe obiekty z dużej odległości. W 1609 r. próbuje bronić pierwszeństwa w wynalezieniu teleskopu, ale faktyczne dowody na to nie wystarczały. Tak czy inaczej, prace Galileusza w tej dziedzinie rozpoczęły się na dobrze przygotowanym gruncie. Ale, oddając hołd poprzednikom Galileusza, pamiętajmy, że to on z zabawnej zabawki zrobił działający instrument astronomiczny.
Galileo rozpoczął swoje eksperymenty od prostej kombinacji soczewki pozytywowej jako obiektywu i soczewki negatywowej jako okularu, dając trzykrotne powiększenie. Teraz ten projekt nazywa się lornetką teatralną. To najpopularniejsze urządzenie optyczne po okularach. Oczywiście w nowoczesnych lornetkach teatralnych jako obiektyw i okular stosuje się wysokiej jakości powlekane soczewki, czasem nawet złożone, złożone z kilku szkieł. Dają szerokie pole widzenia i doskonałą jakość obrazu. Galileo zastosował proste soczewki zarówno do obiektywu, jak i do okularu. Jego teleskopy cierpiały na najsilniejsze aberracje chromatyczne i sferyczne, tj. dał obraz, który był rozmazany na krawędziach i nieostry w różnych kolorach.
Jednak Galileusz nie poprzestał, jak holenderscy mistrzowie, na „lornetce teatralnej”, ale kontynuował eksperymenty z soczewkami i do stycznia 1610 r. stworzył kilka instrumentów o powiększeniach od 20 do 33 razy. To z ich pomocą dokonał swoich niezwykłych odkryć: odkrył satelity Jowisza, góry i kratery na Księżycu, miriady gwiazd w Drodze Mlecznej itd. Już w połowie marca 1610 w Wenecji po łacinie 550 kopii Praca Galileusza została opublikowana „ The Starry Messenger, gdzie opisano te pierwsze odkrycia astronomii teleskopowej. We wrześniu 1610 naukowiec odkrywa fazy Wenus, aw listopadzie odkrywa ślady pierścienia w pobliżu Saturna, chociaż nie zdaje sobie sprawy z prawdziwego znaczenia swojego odkrycia („Zaobserwowałem najwyższą planetę w trójce”, pisze w anagram, próbując zabezpieczyć priorytet wykrywania). Być może żaden teleskop z następnych stuleci nie wniósł takiego wkładu do nauki jak pierwszy teleskop Galileusza.
Jednak ci miłośnicy astronomii, którzy próbowali składać teleskopy z okularów okularowych, są często zaskoczeni niskimi możliwościami ich konstrukcji, które są wyraźnie gorsze pod względem „możliwości obserwacyjnych” od rękodzielniczego teleskopu Galileusza. Często współczesna „Galilea” nie może wykryć nawet satelitów Jowisza, nie mówiąc już o fazach Wenus.
We Florencji w Muzeum Historii Nauki (obok słynnej Galerii Obrazów Uffizi) znajdują się dwa z pierwszych teleskopów zbudowanych przez Galileusza. Jest też pęknięta soczewka trzeciego teleskopu. Soczewka ta była używana przez Galileusza do wielu obserwacji w latach 1609-1610. i został przez niego przedstawiony Wielkiemu Księciu Ferdynandowi II. Obiektyw został później przypadkowo zepsuty. Po śmierci Galileusza (1642) obiektyw ten był w posiadaniu księcia Leopolda Medyceuszy, a po jego śmierci (1675) został dołączony do kolekcji Medici w Galerii Uffizi. W 1793 roku zbiory zostały przekazane do Muzeum Historii Nauki.
Bardzo ciekawa jest ozdobna, figurowa ramka z kości słoniowej, wykonana na soczewkę Galileusza przez grawera Vittorio Krostena. Bogata i dziwaczna ornamentyka roślinna przeplatana jest obrazami przyrządów naukowych; kilka napisów łacińskich jest organicznie wkomponowanych we wzór. U góry kiedyś zgubiona wstążka z napisem "MEDICEA SIDERA" ("Medici Stars"). Centralną część kompozycji wieńczy wizerunek Jowisza z orbitami 4 jego satelitów, otoczony tekstem „CLARA DEUM SOBOLES MAGNUM IOVIS INCREMENTUM” („Chwalebne [młode] pokolenie bogów, wielkie potomstwo Jowisza”) . Lewo i prawo - alegoryczne twarze Słońca i Księżyca. Napis na wstążce oplatającej wieniec wokół soczewki brzmi: „HIC ET PRIMUS RETEXIT MACULAS PHEBI ET IOVIS ASTRA” („On pierwszy odkrył zarówno plamy Febusa (tj. Słońce) jak i gwiazdy Jowisza”). Na kartuszu poniżej napis: "COELUM LINCEAE GALILEI MENTI APERTUM VITREA PRIMA HAC MOLE NON DUM VISA OSTENDIT SYDERA MEDICEA IURE AB INVENTORE DICTA SAPIENS NEMPE DOMINATUR ET ASTRIS" do tej pory niewidzialny, słusznie nazywany także medykańskim odkrywcą gwiazdy.
Informacje o eksponacie dostępne są na stronie Muzeum Historii Nauki: link nr 100101; nr referencyjny 404001.
Na początku XX wieku badano teleskopy Galileusza przechowywane w Muzeum Florenckim (patrz tabela). Z ich pomocą prowadzono nawet obserwacje astronomiczne.
Charakterystyka optyczna pierwszych obiektywów i okularów teleskopów Galileusza (wymiary w mm)
Okazało się, że pierwsza tuba miała rozdzielczość 20" i pole widzenia 15". A drugi, odpowiednio, 10 "i 15". Wzrost w pierwszej probówce był 14-krotny, a w drugiej 20-krotny. Pęknięta soczewka trzeciej tuby z okularami z dwóch pierwszych tub dałaby powiększenia 18 i 35 razy. Czy zatem Galileusz mógł dokonać swoich niesamowitych odkryć za pomocą tak niedoskonałych narzędzi?
eksperyment historyczny
To pytanie zadał Anglik Stephen Ringwood i aby znaleźć odpowiedź, stworzył dokładną kopię najlepszego teleskopu galilejskiego (teleskop Ringwood SD A Galilean // The Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1994, vol. 35, 1, s. 43-50) . W październiku 1992 Steve Ringwood odtworzył projekt trzeciego teleskopu Galileusza i przez rok prowadził za jego pomocą różnego rodzaju obserwacje. Soczewka jego teleskopu miała średnicę 58 mm i ogniskową 1650 mm. Podobnie jak Galileo, Ringwood zamknął swój obiektyw do średnicy apertury D = 38 mm, aby uzyskać lepszą jakość obrazu przy stosunkowo niewielkiej utracie mocy penetracji. Okular był soczewką negatywową o ogniskowej -50 mm, dającą powiększenie 33 razy. Ponieważ w tej konstrukcji lunety okular jest umieszczony przed płaszczyzną ogniskowania obiektywu, całkowita długość tubusu wyniosła 1440 mm.
Ringwood uważa, że największą wadą teleskopu Galileo jest jego małe pole widzenia - tylko 10", czyli jedna trzecia dysku księżycowego. Co więcej, na brzegu pola widzenia jakość obrazu jest bardzo niska. Używając prostego Kryterium Rayleigha opisujące granicę dyfrakcyjną rozdzielczości obiektywu, można by oczekiwać jakości obrazów 3,5-4,0". Jednak aberracja chromatyczna zmniejszyła ją do 10-20". Przenikliwa moc teleskopu, oszacowana prostym wzorem (2 + 5lg D) oczekiwano około +9,9 m . Jednak w rzeczywistości nie było możliwe wykrycie gwiazd słabszych niż +8 m.
Podczas obserwacji księżyca teleskop radził sobie dobrze. Udało mu się zobaczyć jeszcze więcej szczegółów, niż narysował Galileusz na swoich pierwszych mapach Księżyca. „Być może Galileo był nieistotnym rysownikiem, czy też nie był zbytnio zainteresowany szczegółami powierzchni Księżyca?” zastanawia się Ringwood. A może doświadczenie Galileusza w tworzeniu teleskopów i obserwacjach za ich pomocą wciąż nie było wystarczająco duże? Uważamy, że to jest powód. Jakość okularów, polerowanych własnymi rękami Galileusza, nie mogła konkurować z nowoczesnymi soczewkami. I oczywiście Galileusz nie od razu nauczył się patrzeć przez teleskop: obserwacje wizualne wymagają dużego doświadczenia.
Swoją drogą, dlaczego twórcy pierwszych lunet – Holendrzy – nie dokonali odkryć astronomicznych? Prowadząc obserwacje lornetką teatralną (powiększenie 2,5-3,5-krotne) oraz lornetką (powiększenie 7-8-krotne), zauważysz, że jest przepaść między ich możliwościami. Nowoczesne, wysokiej jakości lornetki 3x pozwalają (podczas obserwacji jednym okiem!) prawie nie zauważyć największych kraterów księżycowych; oczywiste jest, że holenderska fajka o takim samym powiększeniu, ale gorszej jakości, nie mogłaby nawet tego zrobić. Lornetki polowe, które dają w przybliżeniu takie same możliwości jak pierwsze teleskopy Galileusza, pokazują nam Księżyc w całej okazałości, z wieloma kraterami. Po ulepszeniu holenderskiej fajki, kilkukrotnie większym powiększeniu, Galileusz przekroczył „próg odkryć”. Od tego czasu w nauce eksperymentalnej ta zasada nie zawiodła: jeśli uda Ci się kilkakrotnie poprawić wiodący parametr urządzenia, na pewno dokonasz odkrycia.
Zdecydowanie najbardziej niezwykłym odkryciem Galileusza było odkrycie czterech satelitów Jowisza i dysku samej planety. Wbrew oczekiwaniom, niska jakość teleskopu nie przeszkadzała znacząco w obserwacjach systemu satelity Jowisz. Ringwood wyraźnie widział wszystkie cztery satelity i był w stanie, podobnie jak Galileo, co noc odnotowywać ich ruch względem planety. To prawda, że nie zawsze można było jednocześnie dobrze zogniskować obraz planety i satelity: aberracja chromatyczna obiektywu była bardzo niepokojąca.
Ale jeśli chodzi o samego Jowisza, Ringwood, podobnie jak Galileusz, nie mógł wykryć żadnych szczegółów na dysku planety. Słabo kontrastujące pasy równoleżnikowe przecinające Jowisza wzdłuż równika zostały całkowicie rozmyte w wyniku aberracji.
Bardzo ciekawy wynik uzyskał Ringwood podczas obserwacji Saturna. Podobnie jak Galileusz, w 33-krotnym powiększeniu widział tylko słabe obrzęki („tajemnicze wyrostki”, jak pisał Galileusz) na bokach planety, których wielki Włoch oczywiście nie mógł zinterpretować jako pierścienia. Jednak dalsze eksperymenty przeprowadzone przez Ringwooda wykazały, że przy użyciu innych okularów o dużym powiększeniu nadal można było dostrzec wyraźniejsze cechy pierścienia. Gdyby Galileusz zrobił to w odpowiednim czasie, odkrycie pierścieni Saturna miałoby miejsce prawie pół wieku wcześniej i nie należałoby do Huygensa (1656).
Jednak obserwacje Wenus dowiodły, że Galileusz szybko stał się wykwalifikowanym astronomem. Okazało się, że fazy Wenus nie są widoczne przy największym wydłużeniu, ponieważ jej rozmiar kątowy jest za mały. I dopiero gdy Wenus zbliżyła się do Ziemi i w fazie 0,25 jej średnica kątowa osiągnęła 45 cali, jej sierpowaty kształt stał się zauważalny. W tym czasie jej odległość kątowa od Słońca nie była już tak duża, a obserwacje były trudne.
Być może najciekawszą rzeczą w badaniach historycznych Ringwooda było ujawnienie starego błędnego poglądu na temat obserwacji Słońca przez Galileusza. Do tej pory powszechnie przyjmowano, że niemożliwe jest obserwowanie Słońca przez teleskop Galileusza poprzez rzutowanie jego obrazu na ekran, ponieważ negatywowa soczewka okularu nie może zbudować rzeczywistego obrazu obiektu. Dopiero wynaleziony nieco później teleskop systemu Keplera dwóch soczewek pozytywowych umożliwił to. Uważano, że pierwszy obserwował Słońce na ekranie umieszczonym za okularem był niemiecki astronom Christoph Scheiner (1575-1650). Równolegle i niezależnie od Keplera stworzył w 1613 r. teleskop o podobnej konstrukcji. Jak Galileusz obserwował Słońce? W końcu to on odkrył plamy słoneczne. Przez długi czas panowało przekonanie, że Galileusz obserwował światło dzienne okiem przez okular, wykorzystując chmury jako filtry światła lub obserwując Słońce we mgle nisko nad horyzontem. Uważano, że utrata wzroku Galileusza na starość była częściowo spowodowana jego obserwacjami Słońca.
Jednak Ringwood odkrył, że nawet teleskop Galileusza może uzyskać całkiem przyzwoitą projekcję obrazu słonecznego na ekranie, z bardzo wyraźnie widocznymi plamami słonecznymi. Później, w jednym z listów Galileusza, Ringwood odkrył szczegółowy opis obserwacji Słońca, wyświetlając jego obraz na ekranie. Dziwne, że ta okoliczność nie została wcześniej zauważona.
Myślę, że każdy amator astronomii nie odmówi sobie przyjemności „stania się Galileuszem” przez kilka wieczorów. Aby to zrobić, wystarczy zrobić teleskop Galileusza i spróbować powtórzyć odkrycia wielkiego Włocha. Jeden z autorów tej notatki jako dziecko wykonał rurki Keplera ze szkieł okularowych. I już w wieku dorosłym nie mógł się oprzeć i zbudował instrument podobny do teleskopu Galileusza. Zastosowana soczewka była soczewką mocującą o średnicy 43 mm i mocy +2 dioptrii, a okular o ogniskowej około -45 mm pochodził ze starej lornetki teatralnej. Teleskop okazał się niezbyt mocny, przy powiększeniu zaledwie 11-krotnym, ale miał też małe pole widzenia, około 50”, a jakość obrazu była nierówna, znacznie pogarszając się przy brzegu. obrazy stawały się znacznie lepsze, gdy obiektyw miał aperturę do średnicy 22 mm, a jeszcze lepiej - do 11 mm Jasność obrazów oczywiście spadła, ale obserwacje Księżyca nawet na tym skorzystały.
Zgodnie z oczekiwaniami, podczas oglądania Słońca rzutowanego na biały ekran, ten teleskop rzeczywiście wytworzył obraz dysku słonecznego. Okular negatywowy kilkakrotnie zwiększył równoważną ogniskową obiektywu (zasada teleobiektywu). Ponieważ nie ma informacji, na którym statywie Galileo zamontował swój teleskop, autor obserwował trzymając fajkę w dłoniach, a jako podpórkę użył pnia drzewa, płotu lub otwartej ramy okiennej. Przy 11x to wystarczyło, ale przy 30x Galileo mógł oczywiście mieć problemy.
Możemy założyć, że historyczny eksperyment odtworzenia pierwszego teleskopu zakończył się sukcesem. Teraz wiemy, że teleskop Galileusza był raczej niewygodnym i złym instrumentem z punktu widzenia współczesnej astronomii. Pod każdym względem był gorszy nawet od obecnych instrumentów amatorskich. Miał tylko jedną przewagę – był pierwszy, a jego twórca Galileo „wycisnął” ze swojego instrumentu wszystko, co było możliwe. W tym celu czcimy Galileusza i jego pierwszy teleskop.
Bądź Galileuszem
W tym roku 2009 został ogłoszony Międzynarodowym Rokiem Astronomii dla uczczenia 400. rocznicy narodzin teleskopu. W sieci komputerowej, oprócz już istniejących, pojawiło się wiele nowych wspaniałych miejsc z niesamowitymi zdjęciami obiektów astronomicznych.
Jednak bez względu na to, jak bardzo interesujące były strony internetowe, głównym celem MGA było pokazanie wszystkim prawdziwego Wszechświata. Dlatego wśród priorytetowych projektów znalazła się produkcja niedrogich teleskopów dostępnych dla każdego. Najbardziej masywny był "galileoskop" - mały refraktor zaprojektowany przez wysoce profesjonalnych astronomów-optyków. To nie jest dokładna kopia teleskopu Galileusza, ale raczej jego współczesna reinkarnacja. „Galileoskop” posiada dwuobiektywową szklaną soczewkę achromatyczną o średnicy 50 mm i ogniskowej 500 mm. Plastikowy okular z 4 soczewkami daje powiększenie 25x, a Barlow 2x podnosi je do 50x. Pole widzenia teleskopu wynosi 1,5 o (lub 0,75 o z soczewką Barlowa). Za pomocą takiego narzędzia możesz łatwo „powtórzyć” wszystkie odkrycia Galileo.
Jednak sam Galileusz z takim teleskopem uczyniłby je znacznie większymi. Cena 15-20 USD za narzędzie sprawia, że jest ono naprawdę dostępne dla publiczności. Co ciekawe, ze standardowym okularem dodatnim (nawet z soczewką Barlowa), „galileoskop” jest w rzeczywistości tubusem Keplera, ale gdy jest używany jako okular z samą soczewką Barlowa, zasługuje na swoją nazwę, stając się rurką galileusza 17x. Powtórzenie odkryć wielkiego Włocha w takiej (oryginalnej!) konfiguracji nie jest łatwym zadaniem.
Jest to bardzo wygodne i dość masowe narzędzie, odpowiednie dla szkół i początkujących astronomów. Jego cena jest znacznie niższa od poprzednich teleskopów o podobnych możliwościach. Bardzo pożądane byłoby zakupienie takich instrumentów dla naszych szkół.